2017 冬季號
中華民國 106 年 冬季號
探索宇宙演化奧秘
強度測繪
史隆數位巡天計畫（SDSS）得到的星系位置及 距離分布圖，顯示出星系的分布是不均勻的。 ©Michael Blanton and SDSS collaboration 1
中研院天文所季報
掀起宇宙史的面紗 作者／ Geoffrey Bower
翻譯／黃珞文
夜空下，抬頭就可以看星星。但如果住
因為光速有限的關係，所以看得越遠，
則外觀，其實是星系彼此相撞造成的結
在像臺北市這種繁華大城，因為光害，看
看到的宇宙時間越為早期，故而能看到
果，常常也導致新恆星快速誕生。宇宙
到的星星可能不多，不過若遠離城市光
宇宙過去經歷過的不同時期。早期宇宙
創生於大霹靂，在最早期還看不到任何
源到郊區，能看到的星星就多了；要是
的星系外觀，和目前宇宙裡的典型星系
星系，只看到大霹靂後留下的餘暉。
在地球上最沒光害的地方，譬如夏威夷
看起來截然不同。早期宇宙星系的不規
大島的高山上，人類眼睛能看到幾千顆 星星。在沒有光害的夏季夜晚，頭頂上 這條光帶由我們銀河系的千億個恆星所 組成。我們看銀河系好像一條帶子，因 為銀河系本身形狀是扁平的盤（也叫銀 盤）， 而距離盤中心 2 萬 5 千光年的 太 陽正是內嵌在此盤中，在地球上仰望銀 河時，我們的視野是看向銀盤。
銀河系是宇宙中已知的千億個星系其中之 一，這些星系皆由百萬、百億甚至數兆個 恆星組成。銀河系有一群鄰近星系，在南 半球用肉眼能看到離我們最近的大小麥哲 倫雲星系。它們兩個其實是小星系，但因 為距離近，所以在夜空中看起來還滿大 的。視力好的人在很暗的觀星地點，甚至 能看得到距離我們有 2 百萬光年的仙女座 星系。肉眼看到的仙女座星系或許只是模 糊一團，然而透過望遠鏡，它會呈現出與 銀河系極近似的特徵：一個帶有旋臂的盤 狀星系，且恆星數量也和銀河系差不多。 大約有幾十個星系屬於「本星系群」，其中 有些比較年輕，譬如大小麥哲倫雲星系， 才剛開始製造恆星，另外有些已步入中年 的星系，譬如銀河系和仙女座星系，在幾 十億年前就已結束快速製造恆星的高峰期。
再往外看得更遠，會看到一些結構更龐 大的星系團。其中距離我們最近的是室 女星系團，除了星系團中心有個大質量 的橢圓星系，還包含了數千個體型或大 或小、年齡有老有少的星系。要是看到 宇宙最大尺度的結構，我們會看到由星 系構成的細絲狀結構，包圍著幾乎沒有 星系在其中的巨大空洞。
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這是由哈伯太空望遠鏡和電波望遠鏡所拍攝到的 M51 漩渦星系合成圖，沿著旋臂可以看到那裡的緻密星際介質 很多。銀河系和 M51 一樣，也是螺旋星系。 ©Jin Koda。
2017 冬季號
暗能量使宇宙加速膨脹 星系、行星等開始形成
黑暗時代 約 40 萬年後的餘暉
暴脹
量子擾動
第一代恆星約 4 億年後形成 大霹靂和宇宙膨脹 歷時約 137 億年
宇宙歷史圖：從左端的大霹靂開始，到右邊的現在宇宙。
©NASA/WMAP
宇宙的種種複雜，使我們想問：銀河系和
子是觀測不到的。因此，天文學家設計
恆星數量雖然非常少，但小星系的總數
其他星系如何演變成今天的樣貌？是什麼
了一種技術，藉經常和氫分子偕伴出現
遠多於最大型星系，以至於小星系製造
促使星系中的恆星形成？為什麼宇宙裡會
的其他分子來追蹤氫分子。其中，一氧
出的恆星總數還是占大多數。然而，即
有星系團、巨大絲狀結構和空洞呢？
化碳（CO）是數量最豐富又最容易偵測
使用全世界最大的電波望遠鏡，例如位
到的。這種一氧化碳不是燃燒石化燃料
於智利的 ALMA，也沒辦法偵測到那些
產生的，而是在極低溫又緻密的分子氣
暗淡的小星系。要是看不到小星系又想
體中，兩個原子在慢速碰撞下所造成。
搞清楚星系演化，就像你想了解世界經
想解答這些問題，驅使天文學家去設計 建造新一代望遠鏡。這些問題龐大深奧，
濟，卻只觀察有錢人怎麼過生活一樣，
並非某一觀測或某一望遠鏡就可獨力解
行不通。
決。巨大光學望遠鏡能看到最早的恆星
結果，幫銀河系和附近星系繪製一氧化碳
發出的星光；太空望遠鏡在紅外波段很
分布圖的天文學家發現，一氧化碳分布在
靈敏，能找到被塵埃遮蔽的恆星；至於
星系的旋臂結構，也就是新恆星形成的地
要解決這個問題，我們可以使用強度測
電波望遠鏡，能觀測波長在 0.01 公分到
方。在遙遠（早期）宇宙中，天文學家只
繪（intensity mapping）的技術，也就是
10 公尺之間的電磁波，是探索讓恆星形
偵測到質量最大、恆星形成活動最劇烈的
一次觀測大區域的天空，取得這個大體
成的緻密氣體之利器。
星系，那些地方也同樣顯示出有大量一氧
積內所有星系發出的訊號總和，並測繪
化碳，表示正在孕造新恆星。
和統計不同大體積內的強度變化。因為 不需要單獨偵測到個別的星系，所以不 會有星系太小而被遺漏的問題。雖然拍
在銀河系或其他星系我們都能看到，緻 密雲氣因自己的重力作用而塌縮，在中
然而，要想弄清楚整個宇宙裡恆星及星
不到教人眼睛為之一亮的天文美圖，但
心誕生了新恆星。這些雲氣大多是冷氣
系怎麼形成的完整故事，不能只靠最亮
確實能讓我們創建出一個橫跨宇宙歷史
體，主要成分是由兩個氫原子組成的氫
最大的星系所提供的資料，還必須參考
長河的資料庫，配合理論模型，幫助我
分子。可惜的是，在這種情況下的氫分
那些非常小的星系。小星系本身製造的
們更了解星系及恆星如何形成與演化。
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圖說：哈伯太空望遠鏡拍到的部分后髮座星系團。 ©NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
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中研院天文所季報
挑戰一氧化碳觀測 作者／林凱揚 AIM（ASIAA Intensity Mapping） 計 畫 要
此觀測分子譜線的強度測繪（IM），就
相較於 AMiBA 計畫，AIM 計畫需要較高
觀測一氧化碳（CO）分子在宇宙中的分
如同替宇宙中的分子分佈進行了斷層掃
的頻譜解析度（spectral resolution），這
佈，並探究 CO 分子的數量隨著宇宙演化
描，可以描繪出氣體的 3D 分佈。
是因為相鄰的接收頻率來自空間中不同
如何改變。CO 分子之所以成為天文學家
區域的 CO 譜線，兩者的分佈可能是弱相
喜愛的目標，除了因為它數量僅次於氫分
關或是無相關，因此需要各自加以偵測而
子，普遍存在於所有分子雲之中外，更是
座落於夏威夷毛納洛火山的李遠哲陣列，
不能逕行疊加。再從另一個角度來看，同
由於 CO 能夠放出很明亮的譜線。這些譜
恰好就是一座非常適合運用 IM 技術的望
時能觀測的頻率範圍（bandwidth）越大，
線落在較高頻的微波或稱毫米波的波段，
遠鏡。第一個在李遠哲陣列上執行的計畫
代表能探測的宇宙縱深越大，最後所得到
頻率約為 115 GHz、230 GHz、345 GHz…
稱為 AMiBA 計畫（Array for Microwave
的統計誤差也越小。為此，本所運用了
等。觀測時，當發出譜線的分子雲位於本
Background Anisotropy， 宇 宙 背 景 輻 射
天文界的開放 CASPER 架構（Collaboration
銀河系或是鄰近的星系時，接收到的譜線
陣列），其目標為觀測宇宙背景輻射穿
for Astronomy Signal Processing and Electronics
頻率會因為兩者間的相對運動而變（都卜
越星系團時發生的能譜變化。由於此能
Research, https://casper.berkeley.edu/） 自 行 研
勒效應）；而當發射源來自更加遙遠的距
譜變化與星系團內的熱氣體蘊含的能量
發高頻譜解析度的寬頻數位相關系統。除
離時，則因為宇宙膨脹的關係，接收到的
相關，我們因此可以得知所觀測的星系
了應用於 AIM 計畫，這個數位相關系統的
波長會變長而頻率會降低。換句話說，同
團其總質量大小以及是否正在成長等資
技術也被用在 wSMA 與 GLT 等計畫中。
一條譜線，接收時頻率越低代表來源離我
訊。在經過七個天線與十三個天線兩個階
們越遠，頻率越高越接近譜線的原始頻
段，並觀測了超過二十個星系團之後，於
率，則是從離我們越近的地方發出的。因
2014 年底功成身退，改由 AIM 計畫接手。
AIM 計畫預計分三階段逐步探索 CO 在大 尺度分佈上的演化問題。第一階段先使用 李遠哲陣列進行觀測，目標是紅移在 1.4 （宇宙年齡 45 億年）和紅移在 2.6（宇宙 年齡 25 億年）左右的宇宙。在這兩個宇宙 年齡時，宇宙中的恆星形成率正從高原期 逐步降低，朝向現在宇宙般較和緩的速率 演化。分子氣體作為恆星形成的燃料和氣 體回收場，究竟是如何演化的，一直是天 文學家們非常關心的問題。AIM 計畫第二 階段預計建造適合更低頻段的接收系統， 提高在紅移 2.6 區域的靈敏度，並進一步 朝紅移 6（宇宙年齡僅 9 億年）的宇宙邁 進。在第三階段，則需要另一個更低頻的 陣列，配合第二階段的觀測，運用兩條不 同的 CO 譜線對紅移 6 的宇宙進行觀測， 這麼做是希望能消除單一譜線觀測可能存 在的系統誤差。紅移 6 是非常早期的宇宙， 接近第一代恆星和星系的形成時期（宇宙 年齡約 4 億年時），天文學家預期當時的 恆星形成模式也許和現在不同，氣體中的 重元素也較少，如果能成功觀測 CO 的分 佈，將會是一大突破。目前第一階段的新 硬體已經在李遠哲陣列上進行系統整合測
位於夏威夷毛納洛火山的李遠哲陣列望遠鏡。
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© 中研院天文所
試，預計 2018 年上線開始觀測。
2017 冬季號
本所也有參與的 TIME 計畫，將使用位於美國亞利桑那州 Kitt Peak 的 12 米望遠鏡。照片中的天線原本是 ALMA 的其中一座原型機，2013 年底被搬移到 Kitt Peak，其精細的 表面是進行次毫米波長觀測時的極佳工具。©Thomas Folkers
世界上的其他強度測繪計畫 作者／林凱揚 運用原子或分子譜線進行強度測繪（IM）研究是最近約十年間興
觀 測 這 一 過 程， 可 能 是 解 開 最 早 期 恆 星 誕 生 之 謎 的 第 一 把 鑰
起的新領域，最早的目標是中性（非游離的）氫原子的 21 公分
匙。進行中的實驗則有 HERA (Hydrogen Epoch of Reionization
譜線。這條譜線相當不易觀測，目前只有離本銀河系較近的星系
Array)。
才能被單獨測量，想要研究中性氫原子在更遙遠的早期宇宙如何 演化，則只有運用 IM 技術同時觀測大範圍內的許許多多星系才 能辦到。這方面目前進行中的實驗有 CHIME (Canadian Hydrogen
其他的原子或分子譜線的 IM 計畫雖然較晚開始，可是最近也都
Intensity Mapping Experiment)、HIRAX (Hydrogen Intensity and
到了開花結果的時候。量測 CO 譜線的除了 AIM 計畫外，還有運
Real-time Analysis eXperiment)、MeerKAT 等。
用完全不同的技術的 COMAP 計畫。另一個常被用來追蹤分子氣 +
體的分佈與恆星形成活動的譜線，是碳原子單一游離（C ）之後 +
的譜線。在早期宇宙，尤其是重元素較稀少的時候，C 有可能比 另一方面，中性氫原子也大量存在於尚未被恆星和星系產生的
CO 更 普 遍， 因 此 也 有 如 CCAT-p、TIME (Tomographic Ionized-
高能光子所游離的極早期宇宙。在宇宙由幾乎完全中性（年齡
Carbon Mapping Experiment，本所也有參與 )、STARFIRE 等計畫
小於約 4 億年）轉變到幾乎完全游離（年齡大於約 8 億年）的
正在進行中。除此之外，規劃中的下一代太空觀測站 SPHEREx，
這一短暫時期內，中性氫原子氣體的分佈必然產生巨大的變化。
其目標則是用 IM 觀測因為恆星形成而游離的氫原子譜線。
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中研院天文所季報
中央研究院 2017 年院區開放日，本所活動集錦。© 中研院天文所
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